GÖRÜNMEYEN EVRENİ “TUVALE” DÖKMEK

Bir kamuoyu yoklamasında, “Sizce bilimin karşıtı nedir?” sorusu sorulmuş ve çoğunluk “sanat ve sosyal bilimler” yanıtını vermiş. Bu yaygın bir kanı olabilir ancak, sanat bilimin karşıtı değildir. Bu iki araştırma alanı, özellikle de ışık ve renk olgularını anlama ve kullanma açısından birbiriyle ilişkilidir. Renk nedir? Rengi anlayabilmek için ışığın doğasını anlamak gerekiyor. Işık, genel olarak elektromanyetik tayfın insan gözüne görünen kısmı olarak tanımlanır. Daha yaygın kullanımıyla “görülebilen ışık” adını alır ve başlıca 7 renkten oluşur: kırmızı, portakal rengi, sarı, yeşil, mavi, indigo ve mor. Görülebilen ışık elektromanyetik spektrumun kızılöte ve moröte bölgeleri

arasında yeralır. Renk, hem görsel bölgedeki elektromanyetik dalga frekansları yardımıyla nesnel, hem de bireyin algılaması ve deneyimiyle öznel olarak tanımlanabilir. Rengin nesnel bileşenleri: Güneş veya bir ampül gibi ışınımsal erke kaynağı; bu ışınımsal erkenin yayılacağı hava gibi bir ortam; örneğin elma gibi, ışığın değişik dalgaboylarını soğurup yansıtacak bir nesne. Işığın öznel bileşenleriyse: retinanın yansıtılmış olan ışığa yanıt veren göz konisi ve sinirleri; bilgiyi renk olarak algılayan ve yorumlayan beyin ve sonrasında bu bilginin uyarttığı duygu. Optik sinirler görsel bilgiyi göz konisinden beyindeki görme merkezine (visual cortex) taşır. Burada renk deneyimi bilince dönüşür ve insan duyguları, ilişkilendirme ve bellek üretilir.

Renge ilişkin özellikler şu kavramlarla daha da belirginleşir: a) Hue. Nesnenin yerel rengi, kırmızı, portakal rengi, sarı, yeşil, mavi, indigo ve mor olarak adlandırılır. Hue nesnenin yansıttığı veya soğurduğu dalgaboylarıyla belirlenir; b) Value. Hue’nun açıklık veya koyuluk derecesiyle belirlenir, pastel pembe, cam göbeği mavi gibi; c) Saturation veya Chroma. Gri renkle karşılaştırıldığında Hue’nun göreli yeğinliği; d) Temperature. Rengin göreli sıcaklığı veya soğukluğu. Maviler, yeşiller, morlar veya mavi, yeşil ve morun düşük tonlarını içeren renkler soğuk renklerdir. Kırmızılar, portakal renkleri ve sarılar, veya kırmızı, portakal rengi ve sarının düşük tonlarını içeren renkler sıcak renklerdir.

Renk göreli midir? Rengin algılanması ve yarattığı etki hangi bağlamda olduğuna bağlıdır. Örneğin belli bir kırmızı yeşilin yanındayken daha kırmızı görünürken (bkz. Şekil 1) gri ardalanın içinde daha az kırmızı görünür. Çevredeki yeşil veya gri, kırmızının nasıl algılanacağını belirler. Joseph Albers, aynı gri renkli kağıttan kesilmiş birbirinin tıpa tıp benzeri dört kareyi dört farklı renkli zemin üzerine yerleştirmiş. Değişik renkli zeminlerdeki gri kareli renkler birbirinden farklı görünmüş. Grilerin “aynı” olduğunu biliyor olmamıza karşın, beynimizi onların hepsini aynı gri renkli görmeye zorlayamayız.

Şekil 1. M 87 radyo gökadasının kızılötede (üst) ve radyo bölgesindeki (alt) görüntüleri. “sanatçı – biliminsanı” radyo haritasında kırmızı/yeşil seçimini sanatçı bilinciyle kullanmış olabilir!

Çağdaş radyo gökbilimin öyküsü, radyo dalgalarının taşıdığı bilgiyi görsel biçime dökmektir. Bu nedenle radyo gökbilimciler radyo kaynaklarını daha iyi görüntülemek için yeni yöntemler araştırıyor. Radyo kaynaklarını ne denli iyi görüntüleyebilirsek bu kaynakların bize gönderdiği bilgileri de o denli iyi anlayabiliriz.

Radyo gökbilimciler radyo kaynaklarını veya radyo dalgalarını “görmek”ten sözederler. “Görmek”, tamamen mecazi anlamda kullanılır. Radyo kaynaklarını gerçekten ne görebiliriz ne de bu kaynaklardan gelen kozmik radyo dalgalarını duyabiliriz. Kozmik radyo dalgalarının genliğini milyon kez de yükseltsek bu sinyalleri duyamayız. Günümüz bilgisayarları ve grafik teknolojisi radyo dalgalarını elektrik sinyallerine dönüştürmemize olanak verir. Oluşturulan elektrik sinyallerinin birleştirilmesiyle fotoğraflar elde edilir ve eğer gözlerimiz radyo dalgaboylarına duyarlı olsaydı radyo kaynaklarını nasıl göreceğimiz bize “tuvaller” üzerinde sunulur. Radyo fotoğraflarına “radyograf” denir. Güzel bir radyograf Şekil 2 de görülüyor.

Şekil 2. Cygnus A radyo gökadası. 6 cm dalgaboylu radyo sinyalleriyle oluşturulan radyograf. Sağ üst ve sol alttaki beyaz renkli şişimler arası uzaklık 300.000 ışıkyılı denlidir. Şeklin ortasındaki parlak beyaz nokta dev bir eliptik gökadadır. Radyografın dik yöndeki boyutu 1′ dır (1 yay

dakikası) [1].

Yüksek kaliteli radyografların oluşturulması, radyo teleskobun yan şişimlerinden gelen (Şekil 3) istenmeyen görüntülerin temizlenmesinde gerçekleştirilen başarıyla olmuştur.

Şekil 3. Bir radyo teleskobun sinyal toplayan “ana şişim”nin yanısıra “yan şişimler”i de vardır. Ana şişim gözlenecek kaynağa yöneltilir. Ancak yan şişimler başka açılarla başka bölgelere baktığından o bölgelerden gelen ve istenmeyen radyo sinyallerini de toplar. Bu sinyallerin temizlenmesi “CLEAN” adlı bir algoritmayla gerçekleştirilir [2]

CLEAN algoritmasıyla bir radyografın adım adım ve sanatsal bir çabayla nasıl temizlendiği Şekil 4 de görülüyor.

Şekil 4 ün en altındaki radyografda ortaya çıkan ayrıntılara ulaşabilmek için radyo teleskopların girişimölçer yöntemiyle (interferometric) kullanılması gerekiyor. Şekil 5, en az iki radyo teleskobun kullanılmasıyla elde edilen açısal çözünürlüğü gösteriyor. Şekil 3 de gösterilen bir tek radyo teleskobun “ana şişimi”, birbirine olabildiğince uzak iki radyo teleskobun aynı kaynağa yöneltilmesi durumunda ne denli daraldığını gösteriyor. Bu yolla elde edilen yüksek açısal çözünürlük, radyo kaynağındaki ayrıntıları ortaya çıkarabiliyor.

Şekil 4. VLA verilerinin işlenmesinde kullanılan çağdaş yöntemle radyografların kalitesinde artış olmuştur. Üstteki şekil ham verilerden oluşmuştur. Çember yay parçaları biçiminde görünen “lekeler” radyo teleskobun “yan şişimleri”nden giren yabancı kaynaklara ilişkin sinyallerdir. Bu “lekeler” arındırıldığında ortadaki görüntü elde edilir. Görüntü işlem tekniğindeki sanatsal gelişmelerle, herbir radyo antenindeki yanılgılar ve Yer atmosferinden antene gelirken sinyalin bozulması dikkate alındığında alttaki görüntü elde edilir. Eliptik gökadadan sağ üstteki radyo şişimine doğru olan zayıf radyo jeti böylece ortaya çıkmış oluyor [1]

Şekil 5. Radyo teleskopların girişimölçer yöntemiyle kullanımı açısal çözünürlüğü arttırır. Birbirine yakın A ve C radyo teleskopları aynı kaynağa yöneltildiğinde elde edilen şişimin gökyüzü düzlemiyle arakesiti AC çemberi; birbirine oldukça uzak A ve B radyo teleskoplarının ise AB çemberi oluşturduğunu görüyoruz. Çemberin yarıçapı ne denli küçükse kaynağa ilişkin elde edilen ayrıntı da o denli belirgindir.

3. “Sahte Renkler”le Elde Edilen Radyograflar

Yukarıda değinmiştik, radyo teleskoba gelen radyo dalgaları elektrik sinyallerine veya foton sayısına dönüştürülür. Şekil 6 de görülen noktalar, yaygın kaynağa yöneltilmiş AB radyo teleskobunun (bkz. Şekil 5) kaynaktaki ilgili bölgelerini simgeliyor. Rakamlar ise ilgili bölgeden gelen radyo sinyallerinin yeğinliğini veya foton sayısını gösteriyor.

Şekil 6. Yaygın radyo kaynağının değişik bölgelerinden gelen fotonların sayısını gösteren grafik.

Daha sonra aynı rakamların üzerinden geçirilen eğrilerle “eşyükselti” (contour) haritaları elde edilir. Bir eşyükselti eğrisi üzerinde seyreden gözlemci hep aynı sayıda foton gönderen bölgelerde seyrediyor demektir. Tipik bir eşyükselti haritası Şekil 7 de gösterilmiştir.

Şekil 7. 3C 449 radyo gökadasının 20 cm dalgaboylu radyo sinyalleriyle oluşturulan eşyükselti haritası. Bu gökada Yer’den 1.5 milyon ışıkyılı uzaktadır. Herbiri 60.000 ışıkyılı uzunlukta olan jetler görülüyor[3]

Eşyükselti haritaları elde edildikten sonra biliminsanının zevkine bağlı olarak kullanılan “sahte renkler”le radyo gökadaları görsellik kazanıyor. Sanatçı- biliminsanı, örneğin, siyahtan başlayıp gri tonlarla beyaz renge doğru bir dizi oluşturur. İlgili dalgaboyunda sinyal göndermeyen bölgeleri siyah, en çok radyo sinyali gönderen bölgeleri de beyaz renkle belirtince ara değerler de grinin tonlarıyla tuvale dökülür (Şekil 2). Şekil 2 ile Şekil 4 aynı gökadanın radyografı olmasına karşın, sanatçı-biliminsanı en çok radyo fotonu gönderen bölgeleri birinde siyah diğerinde beyaz renkle tuvale dökmüştür.

Bir diğer biliminsanı-sanatçı grubu da Chandra Uydusuyla Vela atarcasından algılanan X-ışınlarını sarı (maksimum) ve kırmızı (minimum) tonlarıyla görsele dökmüştür (bkz. şekil 8)

Şekil 8. X-ışın uydusu Chandra’nın Vela atarcasının süpernova kalıntısındaki şok dalgalarını gösteren X-ışın görüntüsü.

4. “Ebruli”

SOHO uydusundaki UVCS moröte algacı Kuzey Güneştacı deliğinde, Güneş’ten 10R_~ uzaklıklara dek, O VI (1032 Å) iyonunun tayf çizgilerini algıladı. Bu çizgilerden ilgili bölgenin sıcaklık dağılımı elde edildi. Ortaya çıkarılan Plume/Interplume Lane (PIPL) yapılarda sıcaklığın plume bölgelerde %30 denli daha soğuk olduğu anlaşıldı (Şekil 9a). Bundan başka Güneş’ten uzaklaştıkça hem plume hem de interplume bölgelerin sıcaklığında artış olduğu saptandı [4]. Bu sıcaklık değişimini, fiziğin renge karşılık gelen sıcaklık uygulamasını ve Ebruli sanatını kullanarak modelledik (Şekil 9b) [5].

Şekil 9. a) 1996 Mayıs 21 ve 22 tarihlerinde Kuzey Güneştacı deliğinin PIPL yapısı [6]. b) Aynı bölgenin “tuvale” dökülmüş “ebruli”si [5].

5. Sonuç

Gökbilimciler bazen haksızca çoğu zaman da haklı olarak, olası en yüksek çözünürlükle/ayrıntılarla ilgilendikleri için eleştirilir. İşlerlikte olan fiziksel sürecin özgün boyutlarına ulaşmamızı sağladığı için yüksek çözünürlüğü yeğleyen biliminsanını suçlayamayız. Eğer incelediğimiz sürecin özünü yakalayamazsak, tamamen olgusal/gözlemsel düzeyde kalırsak, yüksek çözünürlük ve/veya sanat değeri yüksek görüntüler tek başına bir erdem değildir. İster Güneş’te, ister yıldızlarda veya gökadalardaki bir süreci yüksek çözünürlükle inceleyelim ve sonucu büyük bir “artistik” yetenekle tuvale dökelim, kendimize önce hangi temel fiziksel sürecin peşinde olduğumuzu, o sürecin çözülmesi durumunda genel olarak Astrofiziğe ne katkıda bulunacağını sormalıyız.

Kaynakça

[1] Verschuur, G.L., & K.I. Kellermann, Galactic and Extragalactic Radio

Astronomy, Springer-Verlag, Berlin, 1988.

[2] Pacholczyk, A.G., Radio Astrophysics, W.H. Freeman and Co., San Francisco, 1970.

[3]Verschuur, G.L., The Invisible Universe Revealed, Springer-Verlag, NY, 1987.

[4]Pallavicini, R., Adv. Space Res., Vol. 32, No. 6, pp. 885 – 894, 2003. [5] Devlen, E. & Pekünlü, E.R., Solar Physics, gönderildi, 2007. [6]Wilhelm, K. ve ark., ApJ, 500: 1023-1038, 1998, June 20.

ONTOLOJİNİN DEĞİŞİMİ, SANATIN